103. Гравитационный парадокс

Гравитационный парадокс (парадокс Неймана — Зелигера, название по имени немецких учёных К. Неймана и Х. Зелигера, 19 в.) имеет менее очевидный характер и состоит в том, что закон всемирного тяготения Ньютона не даёт какого-либо разумного ответа на вопрос о гравитационном поле, создаваемом бесконечной системой масс (если только не делать очень специальных предположений о характере пространственного распределения этих масс).

Для космологических масштабов ответ даёт теория А. Эйнштейна, в которой закон всемирного тяготения уточняется для случая очень сильных и бесконечных гравитационных полей.

104. Фотометрический парадокс

Фотометрический парадокс (парадокс Шезо — Ольберса, название по имени швейцарского астронома Ж. Шезо, 1744, и немецкого астронома Г. В. Ольберса, 1826) состоит в том, что классическая физика затрудняется объяснить, почему ночью темно: если повсюду в бесконечном пространстве стационарной Вселенной (или хотя бы в достаточно большой её области) имеются излучающие звёзды, то в любом направлении на луче зрения должна оказаться какая-нибудь звезда и вся поверхность неба должна представляться ослепительно яркой, подобной, например, поверхности Солнца. Это противоречие с тем, что наблюдается в действительности, и называлось фотометрическим парадоксом. Парадокс решается при учёте одного из следующих факторов:

1. Вселенная не бесконечно древняя;

2. Вселенная пространственно ограничена и не замкнута;

3. Свет поглощается облаками межзвёздной пыли, чёрными дырами и т.п.

105. Космологический принцип

Космология занимается изучением физических свойств и эволюции Вселенной как целого. Современные космологические модели основаны на принципах общей теории относительности, дополненных т. н. космологическим принципом, который для расширяющейся Вселенной гласит: Вселенная однородна и изотропна в каждый момент времени, прошедший после Большого Взрыва.

Наша Галактика не является избранной, центральной во Вселенной, точно так же, как не являются избранными другие галактики.

Однородная и изотропная Вселенная не может находиться в стационарном состоянии, из-за наличия сил тяготения, т. е. такая Вселенная должна или сжиматься или расширяться. Однородный шар массы M = Vρ = (4/3)πr3ρ под действием силы гравитации будет сжиматься к центру с ускорением.

Т. о., даже если бы в начальный момент времени некоторая галактика А была неподвижной, то она стала бы двигаться внутрь шара. То же самое касается и других галактик. Поскольку Вселенная однородна и изотропна, такова же будет судьба любого мысленно выделенного объёма, независимо от его размера и местоположения.

Из-за наличия сил тяготения Вселенная, не обладающая ни центром, ни осью вращения (т. е. однородная и изотропная) не может вечно находиться в одном и том же состоянии, она неизбежно должна эволюционировать. При разных начальных условиях эта эволюция может быть разной: Вселенная будет либо расширяться (возможно, с замедлением или ускорением), либо сжиматься (возможно, с ускорением или замедлением). Нестационарность Вселенной в принципе могла быть предсказана уже триста лет назад, сразу после открытия закона всемирного тяготения. Этому помешали предубежденность в вечности и неизменности Вселенной. В настоящее время Вселенная расширяется, при этом в силу космологического принципа каждая точка пространства Вселенной удаляется от всех остальных её точек.

106. Красное смещение

Красное смещение — сдвиг спектральных линий химических элементов в красную (длинноволновую) сторону. Это явление может быть выражением эффекта Доплера или гравитационного красного смещения, или их комбинацией. В обоих случаях (Доплеровского эффекта или эффектов ОТО) параметр смещения определяется как , где и — значения длины волны в точках наблюдения и испускания излучения соответственно.

107. Закон Хаббла

Зако́н Ха́ббла (закон всеобщего разбегания галактик) — эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом: где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, H₀ — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. При малом значении z выполняется приближённое равенство cz=V_r, где V_r — скорость галактики вдоль луча зрения наблюдателя, c —скорость света. В этом случае закон принимает классический вид:  С помощью этого закона можно рассчитать так называемый Хаббловский возраст Вселенной:

Этот возраст является характерным временем расширения Вселенной на данный момент и с точностью до множителя 2 соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана.